暗物质不发光，却能在引力作用下聚集，形成结构。研究人员把这种由引力束缚的暗物质结构称为“晕”（halo）。¹

像银河系这样的大型星系，被认为位于巨大的暗物质晕之中。周围可能还有小得多的暗物质晕。有些晕足够小，内部甚至没有恒星，因此自身完全不发光。

这就引出了一个问题。

暗物质究竟能聚集成多小的团块？

极小的晕是否会一直形成下去？还是低于某个质量之后，暗物质就难以聚集？

这个问题与暗物质粒子的性质有关。

如果暗物质粒子在早期宇宙中运动得很快，它们就会不断离开那些刚开始积聚物质的区域。微小的密度差别还没来得及被引力放大，就会先被抹平，无法长成暗物质晕。

物理学家把粒子运动驱散小尺度结构的现象称为“自由流动”（free streaming）。²

自由流动越强，小晕越难形成。反过来，如果很低的质量范围内仍存在大量小晕，就意味着暗物质运动得不够快，无法抹掉这些结构。

因此，最小的暗物质晕记录着早期宇宙中暗物质的运动方式。

为解答这个问题，美国加利福尼亚大学默塞德分校的安娜·M. 尼伦伯格（Anna M. Nierenberg）担任首席研究员（PI），率领国际合作团队，利用詹姆斯·韦布空间望远镜（JWST）观测形成四重像的类星体。观测属于JWST GO-2046项目。³

2026年8月，同一调查相继发表了两项成果。8月11日，以尼伦伯格为第一作者的研究考察了暗物质晕的质量分布必须延伸到多低的质量。8月18日，以美国芝加哥大学丹尼尔·吉尔曼（Daniel Gilman）为第一作者的研究，使用相同的28个引力透镜样本，收紧了暗物质自由流动的限制。这不是使用两套独立观测作出的相互验证，而是同一观测项目的两种不同分析。³

看不见的暗物质晕如何被发现？

困难在于，没有恒星的小晕无法通过自身光线被望远镜直接拍到。

研究团队研究的并非晕本身，而是它的引力对其他天体光线留下的影响。

设想一个遥远的明亮天体，前方恰好有一个巨大的星系。前景星系的引力会使背景天体的光发生弯曲，让光沿不同路径到达地球。于是，一个天体可能呈现为两个甚至四个像。

这就是“强引力透镜”。⁴

本次研究中的背景天体是类星体。它们位于遥远星系中心，物质落向超大质量黑洞时会产生极强的辐射。最终分析的28个系统，全部属于一个类星体形成四个像的四重像引力透镜。

四个像的亮度并非任意决定。前景星系的质量分布决定了光线弯曲的程度，也影响每个像的亮度。

但是，如果四条光路中的一条附近有一个小暗物质晕，局部引力场便会发生细微变化。四个像中的部分像，可能比预期稍亮，也可能稍暗。

看不见的晕，仍能在经过它附近的光中留下痕迹。

当然，亮度出现异常，并不意味着原因必然是暗物质。前景星系中的恒星同样会使光线弯曲；对整个星系质量分布的建模有误，也可能产生类似效果。

研究人员设法减少这些混淆。对大多数系统，他们采用来自类星体周围温暖尘埃的中红外亮度比，这类观测受单颗前景恒星的影响较小。在28个系统中的24个，研究人员还将类星体宿主星系被拉伸形成的透镜弧纳入分析，帮助更准确地约束前景星系的大尺度质量分布。⁵

样本也经过筛选。JWST中红外仪器MIRI最初观测了31个四重像类星体，留下其中26个适合暗物质分析的系统，再加上此前借助**位于夏威夷莫纳凯亚的W. M. 凯克天文台（W. M. Keck Observatory）**和哈勃空间望远镜的观测测得亮度比的两个四重像透镜，构成最终28个样本。⁶

接下来，团队计算不同质量下小晕可能存在的数量，并与实际观测的28个透镜进行比较。

他们不是从照片中逐一找出暗物质晕，而是在统计意义上比较“小晕很多的宇宙”和“小晕较少的宇宙”，看哪一种更符合观测。

暗物质晕必须小到什么程度？

8月11日，尼伦伯格团队在《物理评论快报》（Physical Review Letters）发表的第一项研究，刻意简化了问题。

假设新形成暗物质晕的质量分布，在某一质量以下突然截断。

这个截断位置最高可以有多高？

分析表明，该边界必须低于约1.6亿至2亿个太阳质量。根据计算小晕预期数量所采用的模型，截断质量的上限分别为10^8.2或10^8.3个太阳质量。⁷

这些数字的含义必须辨清。

研究人员并没有发现一个质量恰好为1.6亿个太阳质量的暗物质晕。

其含义是：如果某种模型预言小晕在高于这个质量时便已消失，就难以与28个引力透镜的观测相容。

团队限制的不是“被发现的最小单个晕的质量”，而是暗物质晕的总体数量分布必须延伸到多小的质量。

8月18日，吉尔曼团队发表的第二项研究考虑了更贴近物理过程的情形。

真实的自由流动效应，通常不会让小晕在某个质量点突然完全消失，而是质量越小，形成的晕就越少。

那么，28个透镜能容许多强的小尺度结构抑制？

结果显示，抹除过多小尺度结构的模型难以符合观测。研究人员还把结果转化为自由流动能够抹除结构的特征长度尺度的上限。⁸

结果与会保留大量小尺度结构的冷暗物质（Cold Dark Matter，CDM）预言并不冲突。

这里的“冷”并非日常意义上的低温，而是指宇宙结构形成时期粒子的运动足够缓慢，让微小密度起伏得以保留。

相比之下，温暗物质（Warm Dark Matter，WDM）模型中的粒子在早期宇宙运动更快，因此会抹平更多小尺度结构。

接下来要问的是“单个粒子的质量”

此前的1.6亿至2亿个太阳质量，描述的是暗物质晕质量分布可能在何处截断。

现在，问题的对象变了。

构成暗物质晕的单个粒子，质量最低可以是多少？

暗物质晕的质量尺度，与单个粒子的质量完全是两个不同的物理量。

只有具体假设暗物质在早期宇宙中如何产生，才能将自由流动的强度与粒子质量联系起来。

在某些WDM模型中，粒子越轻，早期宇宙中保持快速运动的时间越长，抹除的小密度起伏越多，形成的小晕也越少。

反过来，粒子越重，自由流动的效应越弱，越多的小结构能够幸存。

研究人员把引力透镜结果应用于一种特定的热暗物质粒子模型，得到**6.5或7.4千电子伏特（keV）**的粒子质量下限，具体取决于模型假设。⁹

但这些数字不是通过直接测量暗物质粒子得到的。

JWST也没有发现一颗质量为7 keV的暗物质粒子。

从观测到这些数值，还需要经过若干推断步骤：

引力透镜观测 → 小晕的统计分布 → 自由流动限制 → 特定粒子模型 → 粒子质量下限

望远镜直接测量的是四个像的位置、相对亮度和透镜弧等光的信息。小晕分布、自由流动乃至粒子质量，都需要在观测基础上逐步推断。

如果暗物质是通过另一种机制产生的，同一批透镜观测对粒子质量的限制也可能改变。

这是否证明冷暗物质是正确的？

还不能这样下结论。

结果与CDM预期的小尺度结构相容，同时缩小了某些强烈抑制小尺度结构的WDM模型的允许范围。

然而，2026年的两项研究并非利用独立的观测数据重复验证了彼此的结论。

两项研究使用的都是同一组28个强引力透镜。

一项研究考察低质量端突然截断的极端情况，另一项则分析自由流动引起的逐渐抑制。

另外，小晕原本应当形成多少个的计算方式不同，也会让约束结果出现一些差异。¹⁰

因此，这些结果没有最终回答暗物质究竟是什么。

但它们确实更严格地限定了宇宙中的小尺度结构必须保留到什么程度。

样本增加后，问题也会改变

目前的分析使用了28个引力透镜。

研究人员预计，如果同类四重像类星体透镜增加至约200个，对低质量截断边界的限制可能比目前提高十倍以上。¹¹

眼下，研究工作主要是在逐一排除那些抹除过多小尺度结构的暗物质模型。

如果样本足够大，问题将改变。

真实宇宙中的小晕，会从哪个质量尺度开始少于CDM的预测？

目前的28个透镜尚未清楚显示这种差异。

若未来确定了这一边界，最小晕的分布就能成为区分早期宇宙暗物质粒子运动方式的观测证据。

这项研究并未发现那条边界，而是缩小了边界可能存在的范围。

注释

1. 晕不是坚硬的“暗物质球”。“团块”便于理解，但暗物质晕没有岩石或行星那样的表面，而是粒子在引力束缚下分布于广阔空间形成的结构。包围大星系的晕内部，可能包含称为子晕的小型暗物质晕。没有恒星和气体的小晕依然有引力，因此仍可通过引力透镜研究。来源：Nierenberg, A. M. et al. “Measurement of the Minimum Cold Dark Matter Halo Mass with Strong Gravitational Lensing.” Physical Review Letters 137, 071001 (2026). DOI: 10.1103/jnjt-1ghp.。

2. 为什么自由流动先抹除小结构？早期宇宙的粒子若快速运动，会不断离开刚开始聚集物质的区域。大尺度密度起伏更容易在引力下增长，微小起伏却可能先被粒子运动扰乱。因此，自由流动越强，低质量晕越少。自由流动尺度不仅取决于粒子质量，也取决于暗物质在早期宇宙中如何产生。来源：Gilman, D. et al. “Free-Streaming Length of Dark Matter from JWST Observations of 28 Strong Gravitational Lenses.” Physical Review Letters 137, 081004 (2026). DOI: 10.1103/qckh-cqrd.。

3. 谁发起观测，两篇2026年论文又是什么关系？研究依托JWST第一周期的一般观测计划GO-2046，题为“A definitive test of the dark matter paradigm on small scales”，首席研究员是加州大学默塞德分校的Anna M. Nierenberg。2024年的Survey I介绍了使用MIRI观测31个四重像类星体的设计和首批结果；Survey II使用最初的9个系统限制自由流动。2026年8月11日PRL论文的第一作者是Nierenberg，8月18日PRL论文由芝加哥大学的Daniel Gilman领衔。作者团队高度重合，使用相同的28个最终样本，因此不是独立重复验证，而是同一调查的不同物理分析。R. E. Keeley领衔的Survey III详述最终亮度比测量，Gilman领衔的Survey IV详述结合透镜弧的分析。来源：Nierenberg, A. M. et al. “JWST lensed quasar dark matter survey – I. Description and first results.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 530, 2960–2971 (2024). DOI: 10.1093/mnras/stae499.；Nierenberg et al., PRL 137, 071001 (2026)；Gilman et al., PRL 137, 081004 (2026)；Keeley, R. E. et al. “JWST lensed quasar dark matter survey. III. Dark matter sensitive flux ratios and warm dark matter constraint from the full sample.” Physical Review D 114, 043043 (2026). DOI: 10.1103/53tj-sjlg.；Gilman, D. et al. “JWST lensed quasar dark matter survey. IV. Stringent warm dark matter constraints from the joint reconstruction of extended lensed arcs and quasar flux ratios.” Physical Review D 114, 043044 (2026). DOI: 10.1103/k2m5-kf6p.。

Keeley, R. E. et al. “JWST lensed quasar dark matter survey – II. Strongest gravitational lensing limit on the dark matter free streaming length to date.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 535, 1652–1671 (2024). DOI: 10.1093/mnras/stae2458.

4. 为什么一个类星体会呈现四个像？并不是四个不同的类星体。前景星系的引力把同一个类星体发出的光弯曲到不同路径上，形成位于四处的图像。各条光路经过不同引力场，因此对小晕引起的局部变化较为敏感。来源：Gilman et al., PRL 137, 081004 (2026)。

5. 为什么结合中红外观测与透镜弧？类星体中心的光学辐射来自很小的区域，很容易受到前景星系单颗恒星造成的微引力透镜效应影响。相比之下，类星体周围温暖尘埃的中红外辐射来自约1至10秒差距的更大区域，减弱了单颗恒星的作用，同时仍对小暗物质晕的引力敏感。透镜弧有助于限制前景星系的大尺度质量分布，区分星系整体模型误差与小晕的效应。最终28个系统中，24个进行了透镜弧建模。来源：Nierenberg et al., MNRAS 530 (2024)；Gilman et al., PRD 114, 043044 (2026)。

6. 为什么观测31个，却分析28个？JWST项目使用MIRI最初观测了31个四重像类星体。由于前景星系形态不适合分析、像的数量与预期不同、多个像重叠而难以分别测量亮度等原因，排除了5个，留下26个JWST系统。再加入此前由凯克天文台和哈勃空间望远镜测得窄线辐射亮度比的两个四重像系统，最终得到28个样本。来源：Keeley et al., PRD 114, 043043 (2026)；Gilman et al., PRD 114, 043044 (2026)。

7. 1.6亿至2亿个太阳质量意味着什么？第一篇研究采用简化模型，假设冷暗物质所预言的晕质量函数和质量—浓度关系一直有效，直到低于某个m_low后突然截断。按10比1的赔率判据，m_low的上限因小晕数量模型不同而为10^8.2或10^8.3个太阳质量。这不是单个晕可能具有的绝对最小质量。处于大晕内部的子晕可能因潮汐作用失去质量，当前质量低于该数值。来源：Nierenberg et al., PRL 137, 071001 (2026)。

8. 6至7千秒差距意味着什么？第二篇研究利用透镜数据和结构形成模型限制小结构受抑制的程度，再换算成自由流动长度。根据小晕数量模型，上限约为6.0或7.0千秒差距。1千秒差距约等于3260光年，因此数值上对应约2万至2.3万光年。但这并不是说一颗暗物质粒子沿直线飞行了这样远。它代表早期宇宙粒子运动扰乱小密度起伏、抑制结构形成的典型距离尺度。来源：Gilman et al., PRL 137, 081004 (2026)。

9. 6.5至7.4 keV限制的是“单个粒子”的质量。此前的1.6亿至2亿太阳质量指暗物质晕质量分布的界限；相比之下，6.5和7.4 keV是假定暗物质粒子的质量下限。研究人员把自由流动的约束应用于特定自旋为1/2的热遗存粒子（thermal relic）模型，假设这些粒子在早期宇宙通过热过程产生。keV是能量单位，但粒子物理学经常使用能量单位表示质量。最终发表版本给出的下限是6.5和7.4 keV，并非对所有暗物质的直接测量。来源：Gilman et al., PRL 137, 081004 (2026)；Gilman et al., PRD 114, 043044 (2026)。

10. 为什么同样的数据会得到略有不同的数值？小晕最初会形成多少个，并不存在唯一计算方法。研究人员采用了半解析模型galacticus和N体数值模拟得到的不同先验分布。因此第一项研究得到的截断上限分别为10^8.3与10^8.2个太阳质量；第二项研究中热遗存粒子的质量下限分别为6.5与7.4 keV。差异不是同一物理量的测量错误，而是尚存的模型依赖性。来源：Nierenberg et al., PRL 137, 071001 (2026)；Gilman et al., PRL 137, 081004 (2026)。

11. 为什么约200个样本很重要？目前只有28个透镜，难以完全区分小晕总数量与低质量端的抑制程度。第一项研究预计，若类似的四重像类星体透镜扩大至约200个，低质量截断的约束可能改善超过一个数量级，即十倍以上，同时更直接地从数据约束小晕总数量。这是未来预测，而非现已达到的观测能力。来源：Nierenberg et al., PRL 137, 071001 (2026)。